47 Тукана

Хотя скопление видно невооружённым глазом, его открыли лишь в 1751 году из-за того, что оно находится далеко на юге. Скопление было зарегистрировано Николой Луи де Лакайлем, сделанным им во время наблюдений на мысе Доброй Надежды, который сначала принял его за ядро ​​яркой кометы^[7]. Число «47» было присвоено в «Общем описании и проверке звёзд и указателей», составленном Иоганном Элертом Боде и опубликованном в Берлине в 1801 году. Боде сам не наблюдал это скопление, но переупорядочил звёзды в каталоге Лакайля по созвездиям в порядке прямого восхождения. В 19 веке Бенджамин Апторп Гулд присвоил ему греческую букву ξ (кси), чтобы обозначить его ξ Тукана, но это не получило широкого распространения, и его почти повсеместно называют 47 Тукана^[8].

В дальнейшем скопление было исследовано Джеймсом Данлопом в 1826 и Джоном Гершелем в 1834 году. Этот объект входит в число перечисленных в оригинальной редакции Нового общего каталога.

47 Тукана — второе по яркости шаровое скопление на небе (после Омеги Центавра), известное тем, что имеет маленькое, очень яркое и плотное ядро. Это одно из самых массивных шаровых скоплений в Галактике, содержащее миллионы звёзд. Скопление очень компактное, диаметром около 140 световых лет.

Скопление кажется размером с полную луну на небе в идеальных условиях. Хотя оно кажется смежным с Малым Магеллановым Облаком, последнее удалено примерно на 200 000 ± 3 300 св. лет (60,6 ± 1,0 кпк)^[9], что более чем в пятнадцать раз дальше, чем 47 Тукана.

Это шаровое скопление чрезвычайно богатое звёздами и поэтому оно была предметом многочисленных исследований звёздного населения. Благодаря близости и исследованности 47 Тукана, как и ожидалось для старого скопления, молодые звёзды которого давно умерли, обладает наибольшим числом известных пульсаров (более двадцати), большинство из которых являются миллисекундными пульсарами^[10]. Также имеется большое количество «голубых отставших», обилие которых свидетельствует о том, что эти объекты образовались в результате тесного взаимодействия или даже столкновения с другими звёздами^[11].

Металличность скопления оценивается от -0,72^[3] до -0,78 [Fe/H]^[4], а его масса равна 1 500 000 M_⊙^[3].

47 Тукана содержит как минимум две популяции звёзд разного возраста или металличности^[12]. Плотное ядро ​​содержит ряд экзотических звёзд, представляющих научный интерес, в том числе по меньшей мере 21 голубая отставшая звезда^[13]. Шаровые скопления эффективно сортируют звёзды по массе, при этом самые массивные звезды падают в центр^[14][15].

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела скопления предполагает возраст звёзд примерно в 13 миллиардов лет, то есть является необычайно старым^[16].

Скопление содержит и некоторые редчайшие наблюдаемые звёзды. Например имеется голубая гигантская звезда со спектральным классом B8III, одна из самых ярких звёзд в видимом и ультрафиолетовом свете, ее светимость примерно в 1100 раз больше, чем у Солнца, и она по праву известна как «Яркая звезда». Скорее всего она возникла в результате слияния нескольких звёзд — в частности об этом свидетельствует её расположение на диаграмме Герцшпрунга — Рассела левее асимптотическая ветвь гигантов (post-AGB).Она имеет эффективную температуру около 10 850 К^[17].

NGC 104 содержит сотни источников рентгеновского излучения, в том числе звёзды с повышенной хромосферной активностью из-за их присутствия в двойных звездных системах, катаклизмические переменные звёзды, содержащие белые карлики, аккрецирующие от звёзд-компаньонов, и маломассивные рентгеновские двойные системы, содержащие не аккрецирующие нейтронные звёзды, излучение горячей поверхности которых можно наблюдать в рентгеновском диапазоне^[18]. Имеются 25 известных^[19] миллисекундных пульсаров, что является второй по величине популяцией пульсаров в известных шаровых скоплениях^[20]. Считается, что эти пульсары раскручиваются в результате аккреции материала двойных звёзд-компаньонов в предшествующей рентгеновской двойной фазе. Компаньон одного из пульсаров, 47 Тукан W, по-видимому, всё ещё переносит массу на нейтронную звезду, указывая на то, что эта система завершает переход от аккрецирующей маломассивной рентгеновской двойной системы к миллисекундному пульсару^[21]. Отдельное рентгеновское излучение было обнаружено от большинства миллисекундных пульсаров скопления с помощью рентгеновской обсерватории Чандра (вероятно это излучение с поверхности нейтронных звёзд), а гамма-излучение было обнаружено с помощью космического гамма-телескопа Ферми (что делает 47 Тукана первым шаровым скоплением, обнаруженным в гамма-лучах)^[22].

Первоначальные данные 2006 года космического телескопа Хаббла ограничивали массу любой возможной чёрной дыры в центре скопления менее примерно 1500 масс Солнца^[23]. Однако в феврале 2017 года американские и австралийские Астрофизики обнаружили кандидата в чёрные дыры средней массы в центре 47 Тукана^[24]. Её масса оценивается в диапазоне 2300+1500
−850 M_⊙^[25]. Исследователи обнаружили сигнатуру чёрной дыры по движению и распределению пульсаров в скоплении^[5]. Благодаря данным, полученным телескопом Gaia, исследованием окрестностей чёрной дыры удалось уточнить расстояние до скопления^[2]. Оно приблизительно равно 4450 парсек (14514 световых лет). Однако работа другой научной группы, вышедшая в этом же году, где также исследовались пульсары не даёт убедительных доказательств в пользу существования чёрной дыры средней массы^[6]. Поэтому вопрос о её существовании остаётся открытым.

В декабре 2008 года Рагбир Бхатал из Университета Западного Сиднея заявил об обнаружении сильного лазерного сигнала со стороны 47 Тукана^[26]. Но эти данные были получены в рамках программы SETI и был лишь доклад на астробиологической научной конференции 2010 года, но не в виде научной публикации. Дальнейшее изучение этого участка неба не выявило других подобных сигналов.